A survey of T Tauri stars with AKARI toward the Taurus-Auriga region
目的：我们用AKARI全天巡天的中红外（MIR）部分在9和18 μ m波长搜索新的金牛座T星（TTS）候选者。方法：我们使用的点源目录（PSC），获得的红外相机（IRC）上AKARI。我们结合了2 MASS PSC和第三版的USNO CCD星表（UCAC）与AKARI IRC-PSC，并调查了517个已知的TTS超过1800平方度的金牛座-御夫座地区的一部分，以找到标准提取TTS。我们考虑了渐近巨星分支（AGB）恒星，后AGB恒星，行星状星云（PNE）和星系，它们具有相似的MIR颜色，以将TTS从这些来源中分离出来。结果：在517个已知的TTS中，我们检测到133个AKARI源。基于AKARI、2 MASS和UCAC巡天的颜色-颜色和颜色-星等图，提出了从AKARI全天数据中提取TTS候选者的标准。在我们的标准的基础上，我们选择了176/14725 AKARI源作为TTS候选人，这些源位于金牛座-御夫座地区。与SIMBAD相比，有148个先前确定的来源，包括115个年轻恒星天体（YSO）和28个未确定的来源。结论：基于SIMBAD鉴定，我们采用我们的标准将TTS鉴定概率取为~ 75%。我们发现28 TTS候选人，其中我们预计21将被确认，一旦后续观察可以获得。虽然~ 75%的概率并不那么高，但它受到SIMBAD数据库完整性的影响，我们可以在整个天空中，在所有恒星形成区域中搜索TTS…
2010-06-03 astro-ph.SR
Near- to mid-infrared spectroscopic study of ice analysis using the AKARI/IRC and Spitzer/IRS spectra
本文利用 AKARI 和 Spitzer 的合并红外光谱，通过连续谱确定、硅酸盐扣除和全局拟合方法分析四颗原恒星的冰吸收特征，识别多种冰组分并比较其丰度演化，为 JWST 冰光谱分析提供方法。
2025-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
AKARI and Spitzer observations of heavily obscured C-rich AGB/post-AGB stars
我们目前AKARI/IRC和斯皮策/IRS观测选定的样本银河IRAS源被认为是严重模糊AGB/后AGB星的基础上，他们的特征IRAS颜色。它们在可见光范围内都是完全不可见的，但在红外线范围内非常明亮。基于AKARI和斯皮策光谱和使用DUSTY，我们能够确定它们的拱星壳的主要化学成分以及这些壳中所含尘埃颗粒的性质。大多数的来源被发现是富碳的（是迄今为止观测到的最红的富碳恒星）。我们发现只有分子的反射（和没有PAH功能），如乙炔（C2 H2）在13.7微米，表明早期后AGB阶段。我们简要地讨论了我们的研究结果的背景下，恒星演化在隐藏的“过渡阶段”从AGB恒星的行星状星云。
2009-10-07 astro-ph.SR
AKARI color useful for classifying chemical types of Miras
结合S9 W和L18 W波段的AKARI/IRC颜色对于区分富氧和富碳的星周尘埃是有用的。石原和合作者在2011年发现，这种颜色与近红外颜色J-Ks一起使用，可以用来分类两组具有不同化学成分的尘埃笼罩的恒星。他们研究了这些尘埃AGB恒星在银河系中的分布，发现那些富含氧气的尘埃更加集中。虽然这与以前的研究一致，但石原等人的地图显示，富碳恒星也存在于银河系的核球中，而以前几乎没有富碳恒星的报道。在这里，我们专注于米拉变量的距离可以很好地约束的周期光度关系的基础上。在AKARI颜色选择的富碳Miras候选者中，我们用它们的光谱确认了至少四个富碳Miras。这给了我们一个新的视角来了解核球中恒星星族的复杂本质。
2018-04-13 astro-ph.SR
AKARI Near- to Mid-Infrared Imaging and Spectroscopic Observations of the Small Magellanic Cloud. I. Bright Point Source List
我们利用AKARI上的红外照相机对小麦哲伦云的斑片状区域进行了近中红外成像和光谱观测。在3.2、4.1、7、11、15和24 μ m处对两个100弧分2的区域进行成像，并且还在2.5至13.4 μ m的波长范围内连续地进行光谱观察。在3.5、6.6和10.6 μ m处的光谱分辨能力（λ/Δ λ）分别约为20、50和50。除了两个100 arcmin 2区域外，还对一些斑片状区域进行成像和/或光谱观察。在本文中，我们概述了观测结果，并列出了近中红外测光结果，其中列出了在观测区域检测到的约12，000个近红外和约1，800个中红外亮点源。在3.2、4.1、7、11、15和24 μ m波段的Vega星等中，10 σ极限分别为16.50、16.12、13.28、11.26、9.62和8.76。
2010-01-12 astro-ph.SR
Searching for Cool Dust in the Mid-to-Far Infrared: the Mass Loss Histories of The Hypergiants $μ$ Cep, VY CMa, IRC+10420, and $ρ$ Cas
我们呈现了四颗著名超巨星的中红外和远红外成像：红超巨星$μ$ Cep和VY CMa，以及暖超巨星IRC +10420和$ρ$ Cas。我们的11到37个$μ$ m SOFIA/FORCAST成像探头可以冷却在视觉和近红外成像研究中未检测到的尘埃。自适应光学（AO）8 - 12 $μ$ m成像$μ$ Cep和IRC +10420与MMT/MIRAC揭示了扩展的信封，这些恒星的强硅酸盐发射特征的可能来源。我们发现，在13,000年的历史中，$μ$ Cep的质量损失率下降了约5倍，从5 $\times$ 10 $^{-6}$下降到$\sim$ 1 $\times$ 10 $^{-6}$ $M_{\odot}$/年$^{-1}$。VY CMa的形态显示了一个较冷的尘埃成分，与在可见光和近红外中看到的高度不对称的反射星云相一致。VY CMa周围较远距离处缺乏冷尘埃表明其质量损失历史仅限于最近的$\sim$ 1200年，平均速率为6 $\times$ 10 $^{-4}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们发现IRC +10420的质量损失历史中有两个不同的时期，直到大约2000年前，其质量损失率高达2 $\times$ 10 $^{-3}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$，随后在最近的过去减少了一个数量级。我们将这种变化解释为它超越RSG阶段的演变的证据。我们对…
2015-12-08 astro-ph.SR
On the Radii of Brown Dwarfs Measured with AKARI Near-Infrared Spectroscopy
利用观测到的16颗棕矮星的辐散和观测通量与模型通量的比值，计算了它们的半径。我们发现棕矮星的半径范围在0.64-1.13 RJ之间，平均半径为0.83 RJ。我们发现半径与Teff之间的关系有一个趋势，在Teff~1600 K处半径最小，这对应于中晚期-L的光谱类型。这一结果可以用半径-质量和半径-年龄的组合关系来解释，理论上，这些关系是对年龄大于10^8年的棕矮星的预期。
2013-04-04 astro-ph.SR
AKARI mid-infrared slit-less spectroscopic catalogue
AKARI/IRC具有在10弧分$\times$ 10弧分区域内进行中红外（5- 13 $μ$ m）无狭缝光谱分析的能力，光谱分辨率为50，适用于偶然勘测。然而，分散光谱后，由于附近源的混淆，数据简化相当复杂。为了进行有效和可靠的数据简化，我们首先从每个视场的参考图像中编制了一个点源列表，并使用它们的相对位置和通量检查了光谱的重叠。将此程序应用于886中红外无狭缝光谱数据中采取的低温阶段，我们得到了862中红外光谱从604个单独的非重叠光源亮度超过1.5毫焦耳。我们在光谱目录中发现了各种各样的物体，从恒星到星系。我们还获得了一个副产品目录的9 $μ$ m点源包含42,387物体亮度超过0.3毫焦耳。光谱和点源目录可在网上查阅。
2018-11-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Physical Relation of Source I to IRc2 in the Orion KL Region
我们提供了猎户座BN/KL区域的中红外窄带图像，以及IRc 2和附近射电源“I”的N波段低分辨率光谱。“硅酸盐吸收强度和色温的分布已经以亚弧秒的分辨率显示出来。在IRc 2附近解析了7.8微米/12.4微米色温分布的详细结构。源I的中红外对应物已被检测为大的色温峰值。色温分布示出从IRc 2朝向源I的增加的梯度，并且在IRc 2处没有看到主温度峰。IRc 2的光谱能量分布可以用双温分量模型拟合，IRc 2红外辐射的“暖分量”可以通过源I辐射的散射来再现。IRc 2本身并不是自发光的，而是被位于源I的一个嵌入的发光的年轻恒星物体照亮和加热。
2011-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A likely detection of a local interplanetary dust cloud passing near the Earth in the AKARI mid-infrared all-sky map
上下文我们正在创建AKARI中红外全天空漫反射地图。通过对黄道带发射的前景去除，我们偶然发现了一个明亮的残余分量，其角大小约为50 x 20度。波长为9微米。目的。我们调查的起源和物理性质的残留成分。方法.我们测量了AKARI中红外全天空图中剩余分量的表面亮度。结果尽管在2006年7月和2007年7月观测到了同一区域，但仅在2007年1月才显著地检测到残留成分，这表明它不是由于银河系的排放。我们认为，这可能是一个小的云通过地球附近。通过比较观测到的强度比I_9微米/I_18微米与预期的强度比假设热平衡的尘埃颗粒在1 AU的各种尘埃成分和大小，我们发现，尘埃颗粒在移动的云很可能是比典型的颗粒，产生大部分的黄道光小得多。结论.考虑到观测的日期和位置，它很可能起源于2007年1月25日发生的太阳日冕物质抛射（CME）。
2017-05-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
AKARI Observations of Brown Dwarfs I.: CO and CO_2 Bands in the Near-Infrared Spectra
本文给出了七颗亮棕矮星的近红外中分辨光谱。光谱是用红外天文卫星AKARI上的红外照相机获得的，覆盖范围为2.5- 5.0微米，光谱分辨率约为120。这些天体的光谱类型从L5到T8，使我们能够研究棕矮星的光谱演化。观测到的光谱与以前的观测和光球模型的预测基本一致。我们发现即使在T8矮星2 MASS J 041519 -0935中也能清楚地看到4.6 μ m附近的CO基频带，证实了大气中存在非平衡化学态。在晚L型和T型棕矮星的光谱中，我们还首次发现了4.2 μ m处的CO_2基模伸缩带。我们通过与统一云模式（UCM）的预测结果进行比较，分析了观测到的光谱。虽然UCM能很好地拟合光谱能量分布（SED），但观测到的晚L型和T型矮星的CO和CO_2谱带却出乎意料地强于局域热力学平衡（LTE）模型的预测。我们研究了垂直混合模型，发现该模型至少部分地解释了T矮星2 MASS J 041519 -0935和2 MASS J 055919 -1404中的CO带。CO的基本带也显示出相对于L9矮星SDSS J 083008 +4828中预测的吸收过量。由于CO在晚L矮星的上层光球中已经非常丰富，因此垂直混合产生的额外CO对CO带强度的影响很小，垂直混合模型不能应用于这颗L矮星。一个更严重的问题是，垂直混合模型根本不能解释L-T矮星和L-T矮星中CO_2 4.2 μ m波段的显著增强。CO_2谱带的增强…
2010-08-23 astro-ph.SR
AKARI's infrared view on nearby stars : Using AKARI Infrared Camera All-Sky Survey, 2MASS, and Hipparcos catalog
结果：（B-V）v.s.（V-S9 W）色-色图对于识别星周包层/盘中红外过剩的恒星是有用的。在这张图中，红外线过剩的Be星与其他类型的星很好地分开了。而（J-L18W）v.s.（S9 W-L18 W）图是一种有效的分类工具。富碳的渐近巨星分支（AGB）星和OH/IR星在这张色图中形成了不同的序列。年轻恒星天体、主序前星、AGB后星和行星状星云具有最大的中红外色余，可以在红外星表中识别。最后，我们绘制L18 W与（S9 W-L18 W）色星等图，使用AKARI数据和依巴谷彗星。这张图可以用来识别低质量的YSO，以及AGB星。我们发现这张图与使用斯皮策太空望远镜数据的大麦云源的[24] vs（[8.0]-[24]）图相当。我们对银河系天体的理解将用于解释斯皮策空间望远镜观测到的邻近星系中恒星星族的色星等图。结论：我们对AKARI色-色和色-星等的研究将在未来用于探索未知物体的性质。此外，我们的分析强调了未来的关键项目，以了解恒星演化与拱星包络，一旦即将到来的天文数据与GAIA可用。
2010-03-09 astro-ph.SR
AKARI's infrared view on nearby stars : Using AKARI Infrared Camera All-Sky Survey, 2MASS, and Hipparcos catalog
结果：（B-V）v.s.（V-S9 W）色-色图对于识别星周包层/盘中红外过剩的恒星是有用的。在这张图中，红外线过剩的Be星与其他类型的星很好地分开了。而（J-L18W）v.s.（S9 W-L18 W）图是一种有效的分类工具。富碳的渐近巨星分支（AGB）星和OH/IR星在这张色图中形成了不同的序列。年轻恒星天体、主序前星、AGB后星和行星状星云具有最大的中红外色余，可以在红外星表中识别。最后，我们绘制L18 W与（S9 W-L18 W）色星等图，使用AKARI数据和依巴谷彗星。这张图可以用来识别低质量的YSO，以及AGB星。我们发现这张图与使用斯皮策太空望远镜数据的大麦云源的[24] vs（[8.0]-[24]）图相当。我们对银河系天体的理解将用于解释斯皮策空间望远镜观测到的邻近星系中恒星星族的色星等图。--结论--我们对AKARI色-色和色-星等的研究将在未来用于探索未知天体的性质。此外，我们的分析强调了未来的关键项目，以了解恒星演化与拱星包络，一旦即将到来的天文数据与GAIA可用。
2010-03-05 astro-ph.SR
The transition from AGB to post-AGB evolution as observed by AKARI and Spitzer
AKARI和Spitzer卫星提供了一个独特的机会来观察各种恒星，这些恒星被认为是脱离了渐近巨星分支（AGB），最近开始了它们的后AGB演化。这些恒星中的大多数在光学上是不存在的，在中红外波长范围内是明亮的。已获得近200个物体的光谱。对于所有这些1-60微米的光谱能量分布已建成使用光度数据从各种调查。我们在这里报告的88个IRAS选定的后AGB候选人的斯皮策观测结果，并讨论他们在比较后AGB候选人的AKARI观测结果在这些程序中的其他地方报告。尘埃的成分大致可分为富氧型和富碳型，但也发现了多种中间类型。在富氧型恒星中，无定形尘埃占主导地位，但也有少数来源显示出结晶尘埃的发射特征。富碳壳的光谱可能完全没有特征，可能显示多环芳烃的发射特征或C2 H2的分子吸收线。我们还发现了在12.8微米处具有氖发射线的源。超过三分之一的来源显示出小于5微米的近红外过量，几乎所有的来源都显示出在其外壳中富含C的尘埃的证据。我们假设，新兴的后AGB风结束后的AGB演化总是包含富碳尘埃，无论前AGB星的化学。
2009-04-27 astro-ph.SR
Water Maser Survey on AKARI and IRAS Sources: A Search for "Low-Velocity" Water Fountains
我们提出了一个新的AGB和post-AGB恒星候选者样本的22 GHz H2O脉泽调查的结果。大多数物体是首次根据AKARI数据选定的，这些物体在中红外范围内具有高通量灵敏度。我们的目标是在AGB和后AGB演化阶段之间的瞬态阶段找到H2O脉泽源，在那里信封开始发展大的偏离球对称性。这些观测是用Effelsberg 100米射电望远镜进行的。在204个观测物体中，探测到63个（36个新的）。我们发现了4个可能是"喷泉"源的天体（IRAS 15193 + 3132、IRAS 18056 - 1514、OH 16.3 - 3.0和IRAS 18455 + 0448）。它们的水脉泽速度覆盖范围比其他已知的喷泉小得多。但是，它的覆盖范围仍然大于1612MHz OH脉泽。这意味着有一个流出速度高于包络线膨胀速度（通常<25 km/s），符合喷泉类的标准。我们认为，这些候选人可能是富氧的晚AGB或早期后AGB星的演化阶段后，立即球对称AGB质量损失已经停止。
2013-03-11 astro-ph.SR
Faint warm debris disks around nearby bright stars explored by AKARI and IRSF
背景：碎片盘是了解行星系统形成过程的重要观测线索。特别是，微弱温暖的碎片盘可能与1 AU附近的行星形成后期有关。对微弱的温暖的碎片盘进行系统的搜索是揭示陆地行星形成的必要条件。目的：微弱的暖碎片盘显示出在中红外波长处达到峰值的过量发射。因此，我们探索碎片盘使用AKARI中红外全天空点源目录（PSC），第二代无偏红外全天空调查的产品。研究方法：我们调查红外多余的发射678孤立的主序星，有18微米的检测在AKARI中红外全天空目录通过比较他们的通量与预测的光球的光通量的基础上，近红外通量和模型光谱。首先从2MASS PSC获取近红外通量。然而，在我们的样本中，286颗Ks<4.5的恒星由于饱和而在2MASS测光中具有较大的通量误差。因此，我们已经测量了准确的J，H，和Ks波段的通量，应用中性密度（ND）过滤器的同时无偏测量的红外成像仪（SIRIUS）的IRSF，在南非的1.4米近红外望远镜，并提高了通量的精度从14%到1.8%的平均。结果：我们从678颗主序星的样本中确定了53个碎片盘候选者，包括8个新的检测。碎片盘的检测率为8%，这是与斯皮策和赫歇尔以前的作品。结论：本研究的重要性在于探测到附近场星周围微弱的暖碎片盘。至少有9个天体有大量的尘埃，这是传统的稳态碰撞级联模型无法解释的。
2016-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The abundance of 28Si32S, 29Si32S, 28Si34S, and 30Si32S in the inner layers of the envelope of IRC+10216
我们提出了高光谱分辨率的中红外观测的硅对富碳AGB星IRC+10216进行了与得克萨斯州Echelon-cross-Echelle光谱仪安装在美国宇航局红外望远镜设施。在720-790 cm-1的频率范围内，我们已经确定了204条28 Si 32 S、26条29 Si 32 S、20条28 Si 34 S和15条30 Si 32 S的振转谱线。这些谱线属于谱带v=1-0、2-1、3-2、4-3和5-4，并且涉及Jlow<90的旋转能级。这些线中约有30%是未混合或弱混合的，可以部分或全部与一个代码相匹配，该代码是为模拟由膨胀气体和尘埃组成的球对称拱星包层的中红外发射而开发的。观测到的谱线在距离恒星<35 R *（~0.7弧秒）处跟踪包络。拟合与1和5 R * 之间的1+2.5（r/R*-1）km/s、5和20 R * 之间的11 km/s和向外的14.5 km/s的膨胀速度兼容。在恒星光球层和5 R * 之间，28 Si 32 S相对于H2的丰度分布为4.9e-6，在20 R * 处线性下降到1.6e-6，在50 R * 处线性下降到1.3e-6。28 Si 3 - 2S在我们观测到的包络线区域内似乎旋转在LTE之下，而在大部分区域内振动在LTE之外。在带v=1-0的28 Si 3 - 2S线中存在红移的发射过量，而在带v=2-1，3-2，4-3和5-4的线中无法发现。这种过剩可以…
2015-08-04 astro-ph.SR
Carbon chemistry in IRC+10216: Infrared detection of diacetylene
我们提出的检测C4 H2的富C AGB星IRC+10216的包络线的基础上进行的高光谱分辨率中红外观测与德州Echelon-cross-Echelle光谱仪（TEXES）安装在红外望远镜设施（IRTF）。所获得的光谱包含24个高于检测限的窄吸收特征，其被识别为振转C4 H2带nu 6 + nu 8（sigma_u^+）的线。通过振转图对这些谱线的分析表明，C4 H2的柱密度为2.4（1.5）E+16 cm^（-2）。二乙炔分布在两个激发群体占总柱密度的20%和80%，旋转温度分别为47（7）和420（120）K。这种双重旋转温度表明，吸收气体位于距离恒星约0.4”~ 20 R * 以外，从约10”~ 500 R * 向外有明显的冷贡献。这个外壳与已知的氰基乙炔和碳链形成的地方相匹配，这是由于银河系离解辐射场对来自包层内层的中性气体的作用。
2017-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Study of Mid-Infrared Sources that Dramatically Brightened
我们目前的近红外光度和光谱观测中红外（MIR）源显着增亮的结果。利用IRAS、AKARI和WISE点源星表，我们发现4个源（IRAS 19574+491、V2494 Cyg、IRAS 22343+7501和V583 Cas）在MIR波长上在观测时间上的20-30年差异上显著增亮。除了天鹅座V2494被认为是猎户座FU星之外，对这些来源的了解很少。我们的观测清楚地将IRAS 22343+7501分解为4颗恒星（2 MASS J22352345+7517076，2 MASS J22352442+7517037，[RD 95] C和2 MASS J22352497+7517113），并获得了所有4个源的第一个JHK光度数据。其中两颗恒星（2 MASS J22352442+7517037和2 MASS J22352497+7517113）被称为T Tau星。光谱观测表明IRAS 19574+9441是一颗M型演化星，V583 Cas是一颗碳星。2 MASS J22352345+7517076可能是一颗YSO，从我们的观测判断，它具有无特征的近红外（NIR）光谱，并且在NIR中也显示出显着的增亮（在KS波段约4个星等）。本文讨论了中红外光谱中出现剧烈增亮的可能原因。
2015-01-23 astro-ph.SR
Strengthening the Case for Asteroidal Accrection: Evidence for Subtle and Diverse Disks at White Dwarfs
据报道，斯皮策太空望远镜IRAC 3-8微米和AKARI IRC 2-4微米的测光结果显示，十颗含有光球重元素的白矮星;九颗相对较冷的恒星，含有光球钙，以及一颗较热的恒星，具有特殊的高碳丰度。在HE 2221-1630发现了大量的过量红外辐射，而在HE 0106-3253和HE 0307+0746发现了适度的过量辐射，这意味着后两颗恒星的星周尘埃环相对较窄（Δ r < 0.1 Rsol）。PG 1225-079可能存在7.9微米的过量，可能与G166-58一起代表具有大内孔的防尘环的子类。在白矮星上存在的衰减盘证实了它们的光球重元素和被破坏的小行星吸积之间的联系，表明许多被污染的白矮星可能含有轨道尘埃，即使是那些没有明显红外线过剩的白矮星。
2010-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Molecular shells in IRC+10216: tracing the mass loss history
热脉动AGB星的喷出物在很大程度上控制着星系的化学演化。然而，质量损失过程和气体化学成分仍然知之甚少。我们目前的地图扩展12 CO和13 CO排放IRC+10216，CW狮子座，最接近太阳的高质量损失的恒星的信封。IRC+10216近似球形，以14.5 km/s的速度径向膨胀。观测，与IRAM 30米望远镜，具有灵敏度，校准，和角分辨率远远高于以前的研究。角分辨率为11”，相当于500年的膨胀时间。一氧化碳的排放包括一个中央尖峰基座和一系列明亮的，近球形的外壳。它在狮子座CW上达到顶峰，并在180”以下保持相对强劲。在更远处，它变得非常弱，并随着CO的光解离而消失。CO地图可以追溯过去8000年的质量损失历史。明亮的CO壳层表示过密区域，这表明质量损失过程在数百年的时间尺度上变化很大。然而，新的数据削弱了先前关于在过去几千年中平均质量损失大幅减少的说法。过密壳并不是完全同心的，并且向北西北方向延伸得更远。典型的壳层分离是在包层中间800-1000年，但似乎向外增加。壳-壳间亮度对比度为$\geq$ 3。如果狮子座CW有一颗周期为$\sim$ 800年的伴星，当它接近近星点时，质量损失率会增加，那么所有这些关键特征都可以解释。需要更高的角分辨率观测来完全分辨致密壳层和测量密度对比。后者对于我们理解信封化学起着至关重要的作用。
2014-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unusual Carbonaceous Dust Distribution in PN G095.2+00.7
利用中红外观测资料研究了年轻的银河系行星状星云PN G095.2+00.7中多环芳烃的特征。AKARI/IRC和Spitzer/IRS获得的近中红外光谱显示了PAH特征以及通常在原行星状星云（pPNe）中看到的12 μm宽发射特征。利用Subaru/COMICS获得的空间分辨光谱表明，12 μm附近的宽发射分布在一个壳状结构中，但11.3 μm处的未识别红外带在星云南部被选择性地增强。这种变化可以通过激发多环芳烃的紫外辐射量的差异来解释，并且不一定需要对尘埃颗粒和多环芳烃进行化学处理。这表明紫外自消光效应对理解中红外光谱特征具有重要意义。我们提出了一个机制，占中红外尘埃功能的演变序列中看到的从pPNe到PNe的过渡。
2012-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
